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HD 163296
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HD 163296 est une jeune étoile Ae/Be de Herbig de la constellation du Sagittaire entourée d’un disque protoplanétaire[2]. La composition du disque à fait l'objet de nombreuses étude[3],[4],[5] et plusieurs travaux ont suggéré la présence de protoplanètes à l’intérieur des espaces du disque[6],[7].
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| Ascension droite | 17h 56m 21,29s |
|---|---|
| Déclinaison | −21° 57′ 21,87″ |
| Constellation | Sagittaire |
| Magnitude apparente | 6,85[1] |
Caractéristiques
De magnitude apparente 6,85 on peut l’observer avec des jumelles ou un télescope d’amateur. Elle est visible dans la partie occidentale de la constellation, à côté de l’étoile μ Sagittarius. Mentionnée pour la première fois dans la littérature astronomique dans le catalogue Henry Draper publié au début du XXe siècle, c’est une étoile jeune (environ 4,4 millions d’années) avec un disque protoplanétaire émergent.
C’est l’une des étoiles de Herbig les plus proches du Soleil. Comme la plupart des étoiles de cette catégorie, HD 163296 est isolée et ne possède pas de nuage moléculaire proche. Cela est dû au fait que son nuage parent s’est complètement dissipé[8].
La présence de raies d'émission d'hydrogène particulières est observée pour la première fois sur cette étoile en 1925, sur la base d’observations faites à l’observatoire du Mont Wilson. L’étoile est classée comme ayant un type spectral A2e[9] . En 1984, il est considéré pour la première fois que HD 163296 est une étoile de Herbig Ae en raison des raies H-alpha et NaD ayant un profil P Cygni.
Son statut d'étoile Herbig Ae a été remis en question à l'époque. Toutefois un excès de rayonnement infrarouge permet de conclure qu'elle est entourée d'une enveloppe de poussières[10]. En 1989 des observations réalisées avec l'International Ultraviolet Explorer ont révélé que les raies du magnésium et du calcium présentaient une variabilité à court terme, ce qui montre qu'elle est similaire à l'étoile Herbig Ae AB Aurigae[11]. Les observations réalisées avec le spectrographe STIS (en) du télescope Hubble ont montré une nébulosité Herbig-Haro souvent associée aux étoiles Herbig Ae. Ces nébuleuses sont appelées HH 409 A/B/C[8]. De plus, un jet (d'une vitesse de 335 à 380 km/s[12]) a été détecté avec le Space Telescope Imaging Spectrograph (en) dans l'émission Lyman alpha et silicium. Les observations réalisées avec Chandra X-ray ont montré que l'émission de rayons X est dominée par l'accrétion de matière provenant du disque à la surface de l'étoile. Une émission de rayons X parallèle au jet Lyman-alpha a également été détectée[13]. Une analyse des données XMM-Newton a conclu que l'émission de rayons X ne provenait pas du choc d'accrétion, et a proposé que l'émission provienne du choc à la base du jet et de la couronne de l'étoile[14]. Le jet a également été directement imagé avec le spectromètre MUSE du VLT dans les raies d'émission H-alpha et soufre[15].
L'âge de l'étoile a d'abord été estimé à 5 millions d'années[16],[17], mais certaines études récentes lui attribuent un âge de 10 millions d'années[18],[19]. D'autres travaux récents évaluent son âge entre 6 et 7 millions d'années[20],[21]. On soupçonne que l'étoile se déplace conjointement avec le jeune objet stellaire 2MASS J17564004-2159530, avec une séparation de 30 600 UA[22],[23]. On soupçonne également que l'étoile pourrait appartenir à un petit groupe mobile de 13 étoiles, appelé HSC 103. Ce groupe aurait pour membres les plus brillants HD 163296 et HD 166191 (en)[24]. Cependant, on ne sait pas si ces étoiles appartiennent au même groupe[25].
L’étoile a connu un événement d’assombrissement en 2001, au cours duquel la magnitude apparente dans le visuel a chuté de 0,8 magnitude[26] puis s’est éclaircie en 2002 dans le proche infrarouge[27].
Ces phénomènes ont pu être reproduits en modélisant un jet et un vent de disque (en). Un vent de disque est produit par l’interaction de l’étoile avec le bord intérieur du disque d'accrétion, qui éjecte la poussière et les gaz loin du disque. La baisse de luminosité semble avoir été causée par un amas de poussières éjecté dans le vent du disque bloquant la lumière dans le visible, tandis que la luminosité dans proche infrarouge, elle, augmentait[19] .
Les système stellaire de HD 163296
Disque protoplanétaire
On dénombre (en 2025) 3 anneaux protoplanétaires dénommés B67, B100, B159.
Un disque circumstellaire a été identifié pour la première fois en 1997 a l’observatoire OVRO. Le demi-grand axe a été initialement estimé à 110 UA. Les observations avec le STIS ont révélé que ce disque est beaucoup plus grand, avec un rayon de 450 AU[28]. Un anneau externe a été découvert dans la lumière diffusée avec l’instrument NACO du VLT. L’anneau a d’abord été vu comme incomplet[29]. Par la suite, des observations avec l'imageur de planètes de Gemini ont montré l’anneau complet avec notamment un décalage entre la position de l’étoile et le contour de l’anneau. Cela est probablement dû à la lumière diffusée sur la surface du disque[30].
Les observations de la poussière faites par le grand réseau millimétrique d’Atacama ont montré plusieurs anneaux. Les observations de poussière d’ALMA ont permis de détecter des grains de poussière plus gros dans le plan médian du disque[31] . Des images haute résolution de la poussière et du monoxyde de carbone prises par ALMA ont été présentées en 2018 par l’équipe DSHARP (Disk Substructures at High Angular Resolution Project)[32]. Cette nouvelle image montrait les anneaux précédemment connus, un anneau intérieur avec un écart et un croissant de poussière près de l’anneau nommé B67[33]. Le disque extérieur montre un éclairage variable dans le temps entre les observations faites en 2011 par le télescope japonais Subaru et celles faites en 2016 par le l'instument SPHERE du VLT. Ce changement dans le temps est probablement entraîné par des ombres projetées depuis le disque intérieur[34]. De nouvelles observations avec le STIS ont trouvé un anneau extérieur à 330 AU avec également une variabilité lumineuse dans le temps[35].
Le disque aurait une masse totale (gaz+poussière) inférieure à 0,35 M☉[36] ou comprise entre 0,01 et 0,15 M☉[2] L'anneau B67 aurait une masse de poussière de 81±13 M☉. L'anneau B100 a une masse de poussière de 82 M⊕[37].
Composition du disque
Plusieurs observations et études ont permis de déterminer la composition supposée des disques protoplanétaires.
En 1999, des observations entre 3 et 15 μm du NASA Infrared Telescope Facility ont montré dans le spectre un pic d'émission de silicate, cohérent avec un mélange d’olivine et de pyroxène. L’étude a suggéré qu’il s’agit d’une preuve de grains qui seront incorporés dans les exocomètes plus tard[3].
En 2000, les observations avec l’Observatoire spatial infrarouge montrent des silicates amorphes, de la glace d’eau, de l’oxyde de fer et une petite fraction de silicates cristallins macroscopiques (mm à cm)[38],[39].
Les observations de l'instrument PACS du télescope spatial Herschel ont détecté de l’eau et le radical hydroxyle[4].
Possibles exoplanètes
Les lacunes dans le disque autour de HD 163296 sont supposées être créées par des planètes nouvellement formées en train de nettoyer leur orbite[7],[6]. À partir de 2023, quatre planètes ont été proposées[40].
Vide D10 : une étude suggère qu'une planète creuse cet écart avec une masse comprise entre 0,35 et 0,71 MJ[6].
Vide D45 : la même étude estime la masse entre 1,07 et 2,18 MJ à partir de la taille de l'écart. Une autre étude conclut que le croissant à 55 UA peut être recréé par une planète de 0,15 MJ à 54 UA[2]. Des simulations hydrodynamiques suggèrent une masse de 0,46 MJ[7]. Une modélisation ultérieure a montré qu'une planète de la masse de Jupiter pouvait expliquer l'asymétrie en forme de croissant à 48 UA. Le croissant représente de la poussière d'une masse comprise entre 10 et 15 M🜨, piégée au point de Lagrange L5 de la planète[41]. Les émissions de carbone localisées à la position de la planète proposée dans l'espace D45 pourraient représenter des flux entrants/sortants de protoplanètes ou des vents de disque[42]. Un autre travail suggère que deux planètes plus petites que Saturne se trouvent à l'intérieur de l'espace D45 et dans une résonance orbitale 4:3. Le croissant est considéré comme de la poussière piégée au point L5 de la planète extérieure[40].
Vide D86 : les perturbations du monoxyde de carbone pourraient s'expliquer par la présence d'une planète de la masse de Jupiter à 83 UA[43]. Une étude suggère que cette planète pourrait avoir une masse comprise entre 0,07 et 0,14 MJ[6]. Une source ponctuelle à 67 UA a été identifiée à partir des observations du télescope Keck comme une protoplanète potentielle d'une masse de 6 à 7 MJ. Elle pourrait être moins massive si un disque circumplanétaire entourait la planète[44]. Cette source n'a pas été détectée par l'imagerie SPHERE, ce qui exclut qu'il s'agisse d'une planète massive. Il pourrait toutefois s'agir d'une planète de masse inférieure si le spectre est très rouge[45]. Une variation de vitesse dans le gaz CO suggère la présence d'une planète à 94 ±6 UA avec une masse de 1 MJ[46].
Vide D141 : deux exoplanètes de la masse de Saturne ont été déduites de l'appauvrissement en gaz et en poussière des anneaux de poussière centraux et externes observés par ALMA. Ces planètes se trouveraient à 100 et 160 UA. Il est toutefois possible qu'aucune exoplanète ne soit présente et que d'autres effets soient à l'origine de cette observation[31]. Les perturbations du monoxyde de carbone pourraient s'expliquer par la présence de planètes de la masse de Jupiter à 137 UA[43]. D'autres travaux suggèrent une masse de 0,46 MJ, une distance de 105 UA, et une autre planète à 160 UA avec une masse de 0,58 MJ[7]. Un candidat ponctuel a été détecté avec NIRCam à 111 UA à l'extérieur de l'anneau B100. Ce candidat se trouve toutefois à une position différente de celle du coude de vitesse. Une masse de 2 à 4 MJ est suggérée. Des observations de suivi sont nécessaires pour confirmer ce candidat[47].
Vide D270 : un autre candidat a été proposé à partir de la perturbation du gaz du disque, suggérant une planète de 2 MJ à environ 260 UA[48]. Ce candidat n'a pas été détecté avec SPHERE, mais n'a pas pu être exclu[45]. La structure spirale du gaz s'explique par la planète, produisant un sillage planétaire généré par des résonances de Lindblad[49].
| Objet
(en s'éloignant de l'étoile) |
Masse | Demi grand axe
(en UA) |
Inclinaison |
|---|---|---|---|
| Vide D10 | 37,9 ±1,2° | ||
| Disque interne B14 | 47,24 ±0,64° | ||
| Vide D45 | 42,22 ±0,67° | ||
| Planète b | 85 M⊕ | 46 | ― |
| Planète c | 60 M⊕ | 54 | ― |
| Croissant de poussière | ― | ||
| Disque B67 | 46,78 ±0,21° | ||
| Planète d | 127 M⊕ | 84,5 | ― |
| Vide D86 | 47,34 ±0,32° | ||
| Disque B100 | 46,59 ±0,11° | ||
| Planète e | 1 MJ | 137 | ― |
| Vide D141 | 47,2 ±0,9° | ||
| Disque B59 | 45,7 ±1° | ||
| Vide D270 | ― | ||
| Quatrième disque | ― |
